Limite de Chandrasekhar: diferenças entre revisões
Conteúdo apagado Conteúdo adicionado
Linha 14:
== Mecânica estelar do Limite ==
O calor gerado por [[fusão nuclear]] dos [[átomo]]s de elementos leves em elementos mais pesados no núcleo de uma estrela pressiona a sua atmosfera estelar para o espaço exterior. À medida que a estrela vai gastando a sua energia, a sua atmosfera entra em colapso na direcção do seu núcleo, "puxada" pela [[gravidade]] própria da estrela. Nesta fase, se a estrela tiver uma massa abaixo do Limite de Chandrasekhar, o colapso é limitado pela [[Pressão de degeneração eletrônica|pressão de degeneração dos electrões]], o que tem como resultado uma anã branca estável. Se a estrela é incapaz de produzir mais energia (o que gerealmente não é o caso das Anãs Brancas) e tem uma massa superior ao Limite de Chandrasekhar, a pressão exercida pelos electrões não consegue resistir à força da gravidade, e a estrela entra em colapso. A densidade das estrelas aumentará muito para além da de uma anã branca, levando à formação de uma [[estrela de neutrões]], [[buraco negro]], ou possivelmente a uma (teórica) [[estrela de quarks]]. Para cada neutrão formado pela fusão de um [[protão]] e de um [[electrão]] durante o colapso será libertado um [[neutrino]] (para conservar o [[número leptónico]]).
O Limite de Chandrasekhar resulta do facto de ter em conta os efeitos da [[Mecânica Quântica]] considerando o comportamento dos electrões que provocam a pressão degenerativa da anã branca. Electrões, sendo [[fermiões]], não podem estar no mesmo [[nível de energia]], pelo que, quando um electrão de um [[gás]] que está em arrefecimento, é impossível para todos eles fornecerem uma quantidade mínima de energia. Uma grande quantidade de electrões permanece em níveis de energia superiores, o que provoca uma certa pressão, que é puramente "Mecânica Quântica" na sua essência.
|